Atmosfære på Mars

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 25. januar 2022; checks kræver 4 redigeringer .
Atmosfære på Mars

Snapshot af " Viking ", 1976

Generel information [1] [2]
Højde 11,1 km
Gennemsnitligt overfladetryk 6,1 m bar
Vægt 2,5⋅10 16 kg
Sammensætning [1] [2]
Carbondioxid 95,32 %
Nitrogen 2,7 %
Argon-40 1,6 %
Ilt 0,145 %
Carbonmonoxid 0,08 %
vanddamp 15-1500 ppmv _
Argon-36 + Argon-38

Metan

5,3 ppmv


10 ppbv

Neon 2,5 ppmv
Krypton 0,3 ppmv
Xenon 0,08 ppmv
Ozon 10-350 ppbv
Brintoverilte 10-40 ppbv

Atmosfæren på Mars  er den gasformige kappe, der omgiver planeten Mars . Adskiller sig væsentligt fra jordens atmosfære både i kemisk sammensætning og i fysiske parametre. Trykket nær overfladen er i gennemsnit 0,6 kPa eller 6 m bar (1/170 af jordens, eller lig med jordens i en højde af næsten 35 km fra jordens overflade) [3] . Højden af ​​den homogene atmosfære  er 11,1 km, atmosfærens omtrentlige masse er 2,5⋅10 16 kg [1] [4] (mere end 200 gange mindre end jorden). Mars har et meget svagt magnetfelt (sammenlignet med Jordens ) og 2,6 gange svagere end Jordens tyngdekraft, som et resultat af hvilket solvinden får atmosfæriske gasser til at spredes ud i rummet med en hastighed på omkring 100 gram i sekundet (mindre end 9) tons om dagen), afhængigt af den aktuelle solaktivitet og afstand fra Solen [5] .

Udforsker

Atmosfæren på Mars blev opdaget allerede før de automatiske interplanetariske stationers flyvninger til denne planet. Takket være spektralanalyse og oppositioner mellem Mars og Jorden, som sker en gang hvert 3. år, vidste astronomer allerede i det 19. århundrede, at den har en meget homogen sammensætning, hvoraf mere end 95 % er kuldioxid [6] .

Tilbage i begyndelsen af ​​1920'erne blev de første målinger af temperaturen på Mars foretaget ved hjælp af et termometer placeret i fokus for et reflekterende teleskop . Målinger af V. Lampland i 1922 gav en gennemsnitlig overfladetemperatur på Mars på 245 K (−28  °C ), E. Pettit og S. Nicholson opnåede i 1924 260 K (−13 °C). En lavere værdi blev opnået i 1960 af W. Sinton og J. Strong: 230 K (−43 °C) [4] [3] . De første estimater af tryk - gennemsnittet - blev først opnået i 1960'erne ved brug af jordbaserede IR-spektroskoper: et tryk på 25 ± 15 hPa opnået fra Lorentz-udvidelsen af ​​kuldioxidlinjer betød, at det var hovedkomponenten i atmosfæren [2] .

Efter begyndelsen af ​​æraen for opsendelse af rumfartøjer til Mars blev det muligt direkte at måle parametrene for Mars-atmosfæren. Således er dynamikken i deceleration af nedstigningskøretøjer bestemt af atmosfærens tæthed og giver således information om ændringen i temperatur og tryk med højden [7] . Temperaturprofilerne for atmosfæren op til 85 km højde blev også opnået spektroskopisk  - målinger i IR-området, hvor 15 μm kuldioxidabsorptionsbåndet er placeret - ved hjælp af InfraRed Imaging Spectrometer (IRIS) infrarøde spektroskoper på Mariner 9 og InfraRed Thermal Mapper (IRTM) på Vikings , derefter Thermal Emission Spectrometer (TES) på Mars Global Surveyor , Thermal Emission Imaging System (THEMIS) på Odyssey , Planetary Fourier Spectrometer (PFS) på Mars Express , og endelig Mars Climate Sounder (MCS) på " Mars Reconnaissance Orbiter ". Derudover blev temperaturerne i det nederste lag af atmosfæren (op til 45 km) bestemt ved okkultationslydmetoden af ​​alle rumfartøjer, startende med Mariner-9, ved hjælp af radiobølger transmitteret gennem atmosfæren og ved hjælp af SPICAM instrument på Mars Express ”, som brugte UV-strålingen fra stjerner, der passerede gennem planetens lem , blev der også opnået data om det øverste lag op til 100 km højt [2] . De formørkende sonderinger udført af Vikings [8] , Mars Express [9] siden 2004 og Mars Global Surveyor fra 1998 til 2005 er blevet en vigtig kilde til information om den øvre atmosfære også; det studeres også af Mars Express-rumfartøjet ved hjælp af ASPERA3- og MARSIS- instrumenterne  - egenskaberne af plasmaet , der udgør ionosfæren i store højder , studeres [2] [10] .

Vindhastigheden kan bestemmes ud fra Doppler-forskydningen af ​​spektrallinjerne. Så til dette formål blev forskydningen af ​​CO- linjer målt i millimeter- og submillimeterområdet , og målinger på interferometeret gør det muligt at opnå fordelingen af ​​hastigheder i hele laget af stor tykkelse [11] .

De mest detaljerede og nøjagtige data om atmosfærisk og overfladetemperatur, tryk, relativ fugtighed og vindhastighed modtages løbende af Rover Environmental Monitoring Station (REMS) instrumentering ombord på Curiosity-roveren , som har været i drift i Gale Crater siden 2012 [2] . Og MAVEN- rumfartøjet , som har kredset om Mars siden 2014, er designet til en detaljeret undersøgelse af den øvre atmosfære, deres interaktion med solvindpartikler og især spredningsdynamikken [12] .

Bestemmelsen af ​​atmosfærens kemiske komponenter og deres indhold blev hovedsageligt udført ved spektroskopiske metoder - ved hjælp af instrumenter både på Jorden og på rumfartøjer - og også ved brug af massespektrometri [13] [8] [14] .

En række processer, der er vanskelige eller endnu ikke mulige for direkte observation, er kun genstand for teoretisk modellering, men det er også en vigtig forskningsmetode.

Atmosfærens struktur

På grund af den lavere tyngdekraft sammenlignet med Jorden er Mars kendetegnet ved mindre tæthed og trykgradienter af sin atmosfære, og derfor er Mars-atmosfæren meget mere udstrakt end Jordens. Højden af ​​den homogene atmosfære på Mars er større end på Jorden og er omkring 11 km. På trods af Mars-atmosfærens stærke sjældenhed skelnes der ifølge forskellige kriterier de samme koncentriske lag i den som i Jordens [15] .

Generelt er Mars atmosfære opdelt i nedre og øvre; sidstnævnte anses for at være regionen over 80 km over overfladen [2] , hvor ioniserings- og dissociationsprocesserne spiller en aktiv rolle. Et afsnit er helliget dets undersøgelse, som almindeligvis kaldes aeronomie [16] [10] . Normalt, når folk taler om atmosfæren på Mars, mener de den lavere atmosfære.

Nogle forskere skelner også mellem to store skaller - homosfæren og heterosfæren. I homosfæren afhænger den kemiske sammensætning ikke af højden, da processerne med varme- og fugtoverførsel i atmosfæren og deres lodrette udveksling udelukkende bestemmes af turbulent blanding. Da molekylær diffusion i atmosfæren er omvendt proportional med dens tæthed, fra en vis højde bliver denne proces fremherskende og er hovedtræk ved den øvre skal - heterosfæren, hvor molekylær diffus adskillelse forekommer. Grænsefladen mellem disse skaller, som er placeret i højder fra 120 til 140 km, kaldes turbopausen [15] [8] .

Lavere atmosfære

Troposfæren strækker sig fra overfladen til en højde på 20-30 km , hvor temperaturen falder med højden. Troposfærens øvre grænse svinger afhængigt af årstiden (temperaturgradienten i tropopausen varierer fra 1 til 3 grader/km med en gennemsnitsværdi på 2,5 grader/km) [15] .

Over tropopausen er en isotermisk region af atmosfæren - stratomesosfæren , der strækker sig op til en højde på 100 km. Gennemsnitstemperaturen i stratomesosfæren er ekstremt lav og er -133 ° C. I modsætning til Jorden, hvor stratosfæren hovedsageligt indeholder al atmosfærisk ozon , er dens koncentration på Mars ubetydelig (den er fordelt fra højder på 50-60 km til selve overfladen , hvor det er maksimum) [ 15] .

Øvre atmosfære

Over stratomesosfæren strækker det øverste lag af atmosfæren sig - termosfæren . Den er karakteriseret ved en temperaturstigning med højden op til en maksimumværdi (200–350 K), hvorefter den forbliver konstant op til den øvre grænse (200 km) [15] [2] . Tilstedeværelsen af ​​atomær oxygen blev registreret i dette lag; dens tæthed i en højde af 200 km når 5–6⋅10 7 cm −3 [2] . Tilstedeværelsen af ​​et lag med en overvægt af atomær oxygen (samt det faktum, at den vigtigste neutrale komponent er kuldioxid) kombinerer Mars atmosfære med Venus atmosfære [10] .

Ionosfæren  , et område med en høj grad af ionisering, ligger i højdeområdet fra cirka 80–100 til cirka 500–600 km. Indholdet af ioner er minimalt om natten og maksimalt om dagen [15] , når hovedlaget dannes i en højde af 120–140 km på grund af fotoionisering af kuldioxid ved ekstrem ultraviolet stråling fra Solen [2] [9] CO 2 + hν → CO 2 + + e - , samt reaktioner mellem ioner og neutrale stoffer CO 2 + + O → O 2 + + CO og O + + CO 2 → O 2 + + CO. Koncentrationen af ​​ioner, heraf 90 % O 2 + og 10 % CO 2 + , når 10 5 pr. kubikcentimeter (i andre områder af ionosfæren er den 1-2 størrelsesordener lavere) [2] [8] [10 ] . Det er bemærkelsesværdigt, at O ​​2 + -ioner dominerer i næsten fuldstændig fravær af egentlig molekylær oxygen i Mars atmosfære [10] . Det sekundære lag dannes i området 110-115 km på grund af bløde røntgenstråler og udslettede hurtige elektroner [9] . I en højde af 80-100 km skelner nogle forskere fra et tredje lag, nogle gange manifesteret under påvirkning af kosmiske støvpartikler, der bringer metalioner ind i atmosfæren [2] Fe + , Mg + , Na + . Men senere blev det ikke kun bekræftet udseendet af sidstnævnte (i øvrigt næsten gennem hele den øvre atmosfæres rumfang) på grund af ablationen af ​​stoffet fra meteoritter og andre kosmiske legemer, der trænger ind i Mars atmosfære [17] , men også deres konstante tilstedeværelse generelt. På samme tid, på grund af fraværet af et magnetfelt nær Mars, adskiller deres fordeling og adfærd sig væsentligt fra det, der observeres i Jordens atmosfære [18] . Over hovedmaksimum kan der også opstå andre yderligere lag på grund af interaktion med solvinden. Laget af O + ioner er således mest udtalt i en højde af 225 km. Ud over de tre hovedtyper af ioner (O 2 + , CO 2 + og O + ), H 2 + , H 3 + , He + , C + , CH + , N + , NH + , OH + , H 2 O + , H3O + , N2 + /CO + , HCO + / HOC + / N2H + , NO + , HNO + , HO2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2 ++ og HCO2 + . _ Over 400 km skelner nogle forfattere mellem en "ionopause", men der er endnu ingen konsensus om dette [2] .

Hvad angår plasmatemperaturen, er iontemperaturen nær hovedmaksimum 150 K, stigende til 210 K i en højde af 175 km. Højere er den termodynamiske ligevægt af ioner med en neutral gas betydeligt forstyrret, og deres temperatur stiger kraftigt til 1000 K i en højde af 250 km. Temperaturen på elektroner kan være flere tusinde kelvin, tilsyneladende på grund af magnetfeltet i ionosfæren, og den vokser med stigende solzenitvinkel og er ikke ens på den nordlige og sydlige halvkugle, hvilket muligvis skyldes asymmetrien af ​​den resterende magnetfelt i Mars skorpen. Generelt kan man endda skelne mellem tre populationer af højenergielektroner med forskellige temperaturprofiler. Magnetfeltet påvirker også den horisontale fordeling af ioner: strømme af højenergipartikler dannes over magnetiske anomalier, hvirvlende langs feltlinjerne, hvilket øger ioniseringsintensiteten, og der observeres en øget iontæthed og lokale formationer [2] .

I en højde af 200-230 km er der termosfærens øvre grænse - exobase, over hvilken Mars exosfære begynder ved omkring 250 km. Den består af lette stoffer - brint , kulstof , oxygen - som opstår som følge af fotokemiske reaktioner i den underliggende ionosfære, for eksempel dissociativ rekombination af O 2 + med elektroner [2] . Den kontinuerlige tilførsel af atomart brint til den øvre atmosfære af Mars opstår på grund af fotodissociation af vanddamp nær Mars overflade. På grund af det meget langsomme fald i koncentrationen af ​​brint med højden er dette grundstof hovedbestanddelen af ​​de yderste lag af planetens atmosfære og danner en brintkorona , der strækker sig over en afstand på omkring 20.000 km [15] , selvom der ikke er nogen stram grænse, og partikler fra denne region forsvinder simpelthen gradvist ind i det omgivende rumrum [2] .

I atmosfæren på Mars frigives kemosfæren  også nogle gange - et lag, hvor fotokemiske reaktioner forekommer, og da ultraviolet stråling på grund af manglen på en ozonskærm, ligesom Jorden, når selve planetens overflade, er de mulige selv der . Mars kemosfære strækker sig fra overfladen til en højde på omkring 120 km [15] .

Kemisk sammensætning af den nedre atmosfære

På grund af det faktum, at Mars tyngdekraft er 2,6 gange svagere end jordens, er Mars atmosfære betydeligt beriget med tungere gasser, som planeten mistede meget langsommere under sin udvikling.

På trods af Mars-atmosfærens stærke sjældenhed er koncentrationen af ​​kuldioxid i den cirka 23 gange større end i Jordens [6] [3] .

Sammensætningen og trykket af Mars atmosfære gør det umuligt for mennesker [28] og andre terrestriske organismer [6] at trække vejret . For at arbejde på planetens overflade er der brug for en rumdragt, selvom den ikke er så omfangsrig og beskyttet som til Månen og det ydre rum. Atmosfæren på Mars selv er ikke giftig og består af kemisk inerte gasser. Atmosfæren bremser meteoritlegemerne noget, så der er færre kratere på Mars end på Månen, og de er mindre dybe. Og mikrometeoritter brænder helt ud og når ikke overfladen.

Vand, skyer og nedbør

Lav tæthed forhindrer ikke atmosfæren i at danne storstilede fænomener, der påvirker klimaet [3] .

Vanddamp i Mars atmosfære er ikke mere end en tusindedel af en procent, men ifølge resultaterne af nyere (2013) undersøgelser er dette stadig mere end tidligere antaget, og mere end i de øverste lag af Jordens atmosfære [29 ] , og ved lavt tryk og temperatur er den i en tilstand tæt på mætning, så den samler sig ofte i skyer. Som regel dannes vandskyer i højder på 10-30 km over overfladen. De er hovedsageligt koncentreret om ækvator og observeres næsten hele året [3] . Skyer observeret på høje niveauer af atmosfæren (mere end 20 km) dannes som følge af CO 2 -kondensering . Den samme proces er ansvarlig for dannelsen af ​​lave (i en højde af mindre end 10 km) skyer i polarområderne om vinteren, når den atmosfæriske temperatur falder til under frysepunktet for CO 2 (-126 °C); om sommeren dannes lignende tynde formationer af H2O-is [ 15 ]

Formationer af kondenserende karakter er også repræsenteret af tåger (eller dis). De står ofte over lavlandet - kløfter, dale - og i bunden af ​​kratere i den kolde årstid [15] [4] .

Et af de interessante og sjældne atmosfæriske fænomener på Mars blev opdaget (" Viking-1 "), da man fotograferede det nordlige polarområde i 1978. Disse er cykloniske strukturer, tydeligt identificeret på fotografier af hvirvellignende skysystemer med cirkulation mod uret. De blev fundet i breddezonen 65-80°N. sh. i den "varme" periode af året, fra forår til tidligt efterår, hvor polarfronten er etableret her. Dens forekomst skyldes den skarpe kontrast i overfladetemperaturerne på denne tid af året mellem indlandsisens kant og de omkringliggende sletter. Bølgebevægelserne af luftmasser, der er forbundet med en sådan front, fører til udseendet af cykloniske hvirvler, der er så velkendte for os på Jorden. Systemerne af hvirvelskyer, der findes på Mars, varierer i størrelse fra 200 til 500 km, deres hastighed er omkring 5 km/t, og vindhastigheden i periferien af ​​disse systemer er omkring 20 m/s. Varigheden af ​​eksistensen af ​​en individuel cyklonisk hvirvel varierer fra 3 til 6 dage. Temperaturværdierne i den centrale del af Mars-cyklonerne indikerer, at skyerne består af vandiskrystaller [15] .

I 2008 observerede Phoenix -roveren [30] [31] i de subpolære områder på Mars et uventet fænomen for en næsten atmosfærefri planet - virga (dette er en stribe nedbør under skyerne, der fordamper før den når planetens overflade ). Ifølge de første skøn fra videnskabsmænd var nedbørshastigheden i jomfruen meget lav. Men i 2017 viste modellering [32] af Mars atmosfæriske fænomener, at partiklernes hastighed under snestorme i virkeligheden kan nå 10 m/s. Det skyldes den skarpe afkøling af Mars-skyerne efter solnedgang - med en hastighed på omkring fire grader i timen. Så i løbet af marsnætterne, et par timer efter midnat, kan der forventes intense snestorme. Tidligere troede man, at en "langsom" snestorm nødvendigvis ville føre til dannelsen af ​​en virga - partikler ville fordampe i luften og ikke nå overfladen. Forfatterne af det nye værk indrømmer også, at stærk vind, kombineret med lav overskyethed, kan føre til, at der falder sne på overfladen af ​​Mars. Dette fænomen minder om terrestriske mikroudbrud  - byger af medvind med hastigheder op til 35 m/s, ofte forbundet med tordenvejr. Den nye mekanisme afspejler muligvis ikke årsagerne til snestormen registreret af Phoenix-roveren, da den var placeret på polære breddegrader, hvor solen næsten aldrig går ned, og i en sådan situation opstår de nødvendige natforhold, der forårsager snestorme, praktisk talt ikke. Mekanismen kan dog meget vel realiseres på de midterste breddegrader af den røde planet [33] .

Sne er faktisk blevet observeret mere end én gang [6] . I vinteren 1979 faldt der således et tyndt lag sne i landingsområdet Viking-2 , som lå i flere måneder [4] .

Støvstorme og støvdjævle

Et karakteristisk træk ved Mars atmosfære er den konstante tilstedeværelse af støv; ifølge spektrale målinger er størrelsen af ​​støvpartikler estimeret til 1,5 µm [15] [7] [34] . Lav tyngdekraft gør det muligt for selv sjældne luftstrømme at rejse enorme støvskyer til en højde på op til 50 km. Og vindene, som er en af ​​manifestationerne af temperaturforskellen, blæser ofte over planetens overflade [6] (især i det sene forår - forsommeren på den sydlige halvkugle, hvor temperaturforskellen mellem halvkuglerne er særlig skarp ) , og deres hastighed når 100 m/s. Der dannes således omfattende støvstorme, som længe er blevet observeret i form af individuelle gule skyer, og nogle gange i form af et kontinuerligt gult slør, der dækker hele planeten. Oftest forekommer støvstorme nær polarhætterne, deres varighed kan nå 50-100 dage. Svag gul dis i atmosfæren observeres som regel efter store støvstorme og kan let opdages ved fotometriske og polarimetriske metoder [15] [4] [2] .

Støvstorme, som var godt observeret på billeder taget fra orbitere, viste sig næsten ikke at være synlige, når de blev fotograferet fra landere. Passagen af ​​støvstorme ved landingsstederne for disse rumstationer blev kun bemærket af en skarp ændring i temperatur, tryk og en meget let mørkning af den generelle himmelbaggrund. Støvlaget, der lagde sig efter stormen i nærheden af ​​vikingernes landingspladser, udgjorde kun nogle få mikrometer. Alt dette indikerer en ret lav bæreevne af Mars atmosfære [15] .

Fra september 1971 til januar 1972 opstod en global støvstorm på Mars, som endda forhindrede fotografering af overfladen fra brættet på Mariner 9 -sonden [4 ] . Støvmassen i den atmosfæriske søjle (med en optisk tykkelse på 0,1 til 10) estimeret i denne periode varierede fra 7,8⋅10 -5 til 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Således kan den samlede vægt af støvpartikler i Mars atmosfære i perioden med globale støvstorme nå op til 10 8  - 10 9 tons, hvilket står mål med den samlede mængde støv i Jordens atmosfære [15] .

Støvtornadoer  er et andet eksempel på processer med støvløftning til luften, som opstår på grund af daglige temperaturvariationer [4] nær overfladen af ​​Mars. På grund af den meget lave tæthed af atmosfæren på den røde planet, er tornadoer mere som tornadoer , der tårner flere kilometer i højden og hundreder af meter på tværs. De dannes så hurtigt, at en hypotetisk observatør, når den først er inde i den, pludselig ikke ville være i stand til at se mere end et par centimeter foran sig. Vinden når op på 30 m/s. Støvdjævle på Mars vil være et stort problem for astronauter, som bliver nødt til at håndtere dem ved ankomsten til planeten; en yderligere vanskelighed er, at friktionen af ​​støv i luften skaber elektricitet. På grund af den ekstremt svage erosion på planetens overflade forbliver spor af disse fænomener på den, og roverne formåede at fotografere de spor efterladt tidligere af støvdjævle [6] .

Auroras

På grund af fraværet af et globalt magnetfelt trænger højenergisolvindpartikler uhindret ind i Mars atmosfære, hvilket forårsager nordlys i det ultraviolette område under soludbrud. Denne koncentrerede stærkt lokaliserede stråling, bestemt af skorpens magnetiske anomalier, er en type nordlys, der er unik i solsystemet, netop på grund af det særlige ved Mars magnetfelt [2] . Dens linjer danner spidser , men ikke ved polerne, men på separate dele af overfladen, der ikke er bundet til breddegrader (hovedsageligt i de bjergrige områder på den sydlige halvkugle), og elektroner bevæger sig langs dem med en kinetisk energi fra flere tiere til 300 eV  - deres påvirkninger forårsager gløden . Det dannes under særlige forhold nær grænsen mellem "åbne" og "lukkede" magnetfeltlinjer [35] , og feltlinjerne, langs hvilke elektronerne bevæger sig, afviger fra lodret. Fænomenet varer kun et par sekunder, og den gennemsnitlige højde af dets forekomst er 137 km [36] .

Aurora borealis blev først registreret af SPICAM UV-spektrometer ombord på Mars Express-rumfartøjet [37] . Derefter blev det gentagne gange observeret af MAVEN- rumfartøjet, for eksempel i marts 2015 [38] , og i september 2017 blev en meget kraftigere begivenhed registreret af Radiation Assessment Detector (RAD) på Curiosity-roveren [39] [40] . En analyse af MAVEN-dataene afslørede også nordlys af en fundamentalt anderledes type - diffus, som forekommer på lave breddegrader, i områder, der ikke er bundet til magnetfeltanomalier og er forårsaget af indtrængning af partikler med en meget høj energi, omkring 200 keV , ud i atmosfæren [41] .

Derudover forårsager Solens ekstreme ultraviolette stråling den såkaldte egen luftglød ( eng.  airglow ).

Registreringen af ​​optiske overgange under nordlys og indre glød giver vigtig information om sammensætningen af ​​den øvre atmosfære, dens temperatur og dynamik. Studiet af γ- og δ-båndene for nitrogenoxidemission i natperioden er således med til at karakterisere cirkulationen mellem de oplyste og ubelyste områder. Og registrering af stråling ved en frekvens på 130,4 nm med sin egen glød var med til at afsløre tilstedeværelsen af ​​højtemperatur atomær oxygen, hvilket blev et vigtigt skridt i forståelsen af ​​atmosfæriske exosfærers og koronas adfærd generelt [2] .

Farve

Støvpartiklerne, der fylder Mars-atmosfæren, er for det meste jernoxid, hvilket giver den en rød-orange nuance [6] [15] .

Ifølge målinger har atmosfæren en optisk dybde på 0,9 [34]  , hvilket betyder, at kun 40 % af den indfaldende solstråling når Mars overflade gennem dens atmosfære, og de resterende 60 % absorberes af støv, der hænger i luften. Uden den ville Mars-himlen have omtrent samme farve som Jordens himmel i en højde af 35 kilometer [42] , hvor trykket og tætheden af ​​Jordens atmosfære er sammenlignelig med dem på Mars' overflade. Uden noget støv overhovedet ville Mars himmel være næsten sort, måske med en lyseblå dis nær horisonten. Det skal bemærkes, at i dette tilfælde ville det menneskelige øje tilpasse sig disse farver, og hvidbalancen ville automatisk blive justeret, så himlen ville ses på samme måde som under terrestriske lysforhold.

Himlens farve er meget heterogen, og i mangel af skyer eller støvstorme fra et relativt lys i horisonten, mørkere den skarpt og i en gradient mod zenit. I en forholdsvis rolig og vindstille årstid, hvor der er mindre støv, kan himlen være helt sort i zenit.

Ikke desto mindre, takket være billederne af rovere, blev det kendt, at ved solnedgang og solopgang omkring Solen bliver himlen blå. Årsagen til dette er Rayleigh-spredning - lyset spredes af gaspartikler og farver himlen, men hvis effekten på en Mars-dag er svag og usynlig for det blotte øje på grund af den sjældne atmosfære og støvet, så skinner solen igennem ved solnedgang et meget tykkere luftlag, på grund af hvilket blå og violet begynder at sprede komponenter. Den samme mekanisme er ansvarlig for den blå himmel på Jorden om dagen og gul-orange ved solnedgang. .

Ændringer

Atmosfærens generelle cirkulation sker efter det klassiske Hadley-skema: strømmen stiger på halvkuglen, hvor det er sommer i øjeblikket, og falder tilbage i den modsatte halvkugle. Sådanne Hadley-celler kan strække sig op til 60 km i højden - meget højere end på Jorden, hvor konvektionszonen er begrænset af tropopausen (op til 12 km). I en højde på op til 50 km er denne proces godt beskrevet af den generelle cirkulationsmodel [2] , selvom den kan give noget undervurderede temperaturer for mellematmosfæren (20-50 km) og overvurderede temperaturer for regionen over 50 km. Den primære zonecirkulation bestemmes af vinde, der blæser i retning modsat planetens rotation, med høje hastigheder - 70-170 m/s, varierende afhængigt af årstiden, breddegrad og længdegrad (især kraftigt mellem morgen og aften timer) [11] .

Ændringer i de øverste lag af atmosfæren er ret komplekse, da de er forbundet med hinanden og med de underliggende lag. Atmosfæriske bølger og tidevand, der forplanter sig opad, kan have en væsentlig effekt på termosfærens struktur og dynamik og som en konsekvens heraf ionosfæren, for eksempel højden af ​​ionosfærens øvre grænse. Under støvstorme i den nedre atmosfære falder dens gennemsigtighed, den opvarmes og udvider sig. Så stiger termosfærens tæthed - den kan variere endda med en størrelsesorden - og højden af ​​elektronkoncentrationens maksimum kan stige med op til 30 km. Ændringer i den øvre atmosfære forårsaget af støvstorme kan være globale og påvirke områder op til 160 km over planetens overflade. Den øvre atmosfæres reaktion på disse fænomener tager flere dage, og det tager meget længere tid at vende tilbage til sin tidligere tilstand - flere måneder. En anden manifestation af forholdet mellem den øvre og nedre atmosfære er, at vanddamp, som, som det viste sig, er overmættet med den nedre atmosfære, kan gennemgå fotodissociation til lettere H- og O-komponenter, hvilket øger tætheden af ​​exosfæren og intensiteten af vandtab fra Mars atmosfære. Eksterne faktorer, der forårsager ændringer i den øvre atmosfære, er Solens ekstreme ultraviolette og bløde røntgenstråling, solvindpartikler, kosmisk støv og større legemer såsom meteoritter . Opgaven kompliceres af det faktum, at deres påvirkning som regel er tilfældig, og dens intensitet og varighed ikke kan forudsiges, desuden er episodiske fænomener overlejret af cykliske processer forbundet med ændringer i tidspunktet på dagen, sæsonen og solen . cyklus . På nuværende tidspunkt er der i bedste fald akkumuleret statistik over begivenheder om dynamikken i atmosfæriske parametre, men en teoretisk beskrivelse af regelmæssighederne er endnu ikke afsluttet. En direkte proportionalitet mellem koncentrationen af ​​plasmapartikler i ionosfæren og solaktivitet er bestemt blevet etableret. Dette bekræftes af, at et lignende mønster faktisk blev registreret [43] baseret på resultaterne af observationer i 2007-2009 for Jordens ionosfære , på trods af den grundlæggende forskel i magnetfeltet på disse planeter, som direkte påvirker ionosfæren. Og emissioner af partikler fra solkoronaen, der forårsager en ændring i solvindens tryk, medfører også en karakteristisk kompression af magnetosfæren og ionosfæren [2] : den maksimale plasmatæthed falder til 90 km [9] .

Daglige udsving

Da atmosfæren på Mars er meget sjælden, udjævner den ikke daglige udsving i overfladetemperaturen. Under de mest gunstige forhold om sommeren i daghalvdelen af ​​planeten varmes luften op til 20 ° C (og ved ækvator - op til +27 ° C) - en helt acceptabel temperatur for jordens indbyggere. Men på en vinternat kan frosten endda nå -80 °C til -125 °C ved ækvator, og ved polerne kan nattemperaturen falde til -143 °C [4] [6] . Daglige temperaturudsving er dog ikke så markante som på den atmosfæreløse Måne og Merkur [3] . Der er også temperaturoaser på Mars, i områderne af "søen" Phoenix (Solplateauet) og Noahs land er temperaturforskellen fra -53 ° C til + 22 ° C om sommeren og fra -103 ° C til -43 ° C om vinteren. Mars er således en meget kold verden, men klimaet der er ikke meget mere alvorligt end i Antarktis [4] .

På trods af sin sjældenhed reagerer atmosfæren ikke desto mindre på ændringer i solvarmefluxen langsommere end planetens overflade. Så i morgenperioden varierer temperaturen meget med højden: en forskel på 20 ° blev registreret i en højde på 25 cm til 1 m over planetens overflade. Når solen står op, varmes kold luft op fra overfladen og stiger i form af en karakteristisk hvirvel opad, og løfter støv op i luften - sådan dannes støvdjævle . I det overfladenære lag (op til 500 m højt) er der en temperaturinversion. Efter at atmosfæren allerede er varmet op ved middagstid, observeres denne effekt ikke længere. Maksimum nås omkring klokken 2 om eftermiddagen. Overfladen afkøles derefter hurtigere end atmosfæren, og der observeres en omvendt temperaturgradient. Før solnedgang falder temperaturen igen med højden [7] [2] .

Ændringen af ​​dag og nat påvirker også den øvre atmosfære. Først og fremmest stopper ionisering af solstråling om natten, men plasmaet fortsætter med at genopbygge for første gang efter solnedgang på grund af strømmen fra dagsiden, og dannes derefter på grund af påvirkninger af elektroner, der bevæger sig nedad langs magnetfeltlinjerne (den såkaldte indtrængen af ​​elektroner) - så det maksimale observeret i en højde af 130-170 km. Derfor er tætheden af ​​elektroner og ioner på natsiden meget lavere og er karakteriseret ved en kompleks profil, som også afhænger af det lokale magnetfelt og varierer på en ikke-triviel måde, hvis regelmæssighed endnu ikke er fuldt ud forstået og beskrevet teoretisk [9] . I løbet af dagen ændrer ionosfærens tilstand sig også afhængigt af Solens zenitvinkel [2] [8] .

Årscyklus

Ligesom på Jorden er der på Mars et årstidsskifte på grund af rotationsaksens hældning til kredsløbets plan, så om vinteren vokser polarkappen på den nordlige halvkugle og næsten forsvinder på den sydlige og efter seks måneder skifter halvkuglerne plads. På grund af den ret store excentricitet af planetens kredsløb ved perihelium (vintersolhverv på den nordlige halvkugle) modtager den samtidig op til 40 % mere solstråling end ved aphelium [2] , og på den nordlige halvkugle er vinteren. kort og relativt moderat, og sommeren er lang, men kølig, i syd, tværtimod - somrene er korte og relativt varme, og vintrene er lange og kolde. I denne henseende vokser den sydlige hætte om vinteren op til halvdelen af ​​pol-ækvatorafstanden, og den nordlige hætte kun op til en tredjedel. Når sommeren kommer ved en af ​​polerne, fordamper kuldioxid fra den tilsvarende polarkappe og kommer ind i atmosfæren; vinden fører den til den modsatte hætte, hvor den fryser igen. På den måde opstår kuldioxidens kredsløb, som sammen med polarkappernes forskellige størrelser forårsager en ændring af trykket i Mars-atmosfæren, når den kredser om Solen [3] [4] [6] . På grund af det faktum, at op til 20-30 % af hele atmosfæren om vinteren fryser i polarkappen, falder trykket i det tilsvarende område tilsvarende [7] .

Sæsonvariationer (såvel som daglige) gennemgår også vanddampkoncentration - de er i området 1-100 mikron. Så om vinteren er atmosfæren næsten "tør". Vanddamp vises i det om foråret, og ved midten af ​​sommeren når dens mængde et maksimum efter ændringer i overfladetemperaturen. I løbet af sommer-efterårsperioden omfordeles vanddamp gradvist, og dets maksimale indhold bevæger sig fra det nordlige polarområde til ækvatoriale breddegrader. Samtidig forbliver det samlede globale dampindhold i atmosfæren (ifølge Viking-1-data) nogenlunde konstant og svarer til 1,3 km 3 is. Det maksimale indhold af H2O (100 μm udfældet vand, svarende til 0,2 vol %) blev registreret om sommeren over det mørke område, der omkranser den nordlige resterende polarkappe - på denne tid af året er atmosfæren over polarkappens is. normalt tæt på mætning [15] .

I forårs-sommerperioden på den sydlige halvkugle, hvor støvstorme er mest aktivt dannet, observeres daglige eller halvdaglige atmosfæriske tidevand - en stigning i tryk nær overfladen og termisk udvidelse af atmosfæren som reaktion på dens opvarmning [2] .

Årstidernes skiften påvirker også den øvre atmosfære, både den neutrale komponent (termosfæren) og plasmaen (ionosfæren), og denne faktor skal tages i betragtning sammen med solcyklussen, og det komplicerer opgaven med at beskrive dynamikken i den øvre atmosfære. atmosfære [2] .

Langsigtede ændringer

Se også

Noter

  1. ↑ 1 2 3 Williams, David R. Mars-faktaark . National Space Science Data Center . NASA (1. september 2004). Hentet 28. september 2017. Arkiveret fra originalen 12. juni 2010.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 N. Baratoux, O. D. Mangold, C. D. Mangold, C. D. Sotin. Mars: en  lille jordisk planet ] // The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24, nr. 1 (16. december). - S. 15. - doi : 10.1007/s00159-016-0099-5 .
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Atmosfære på Mars (utilgængeligt link) . UNIVERS-PLANET // PORTAL TIL EN ANDEN DIMENSION . Hentet 29. september 2017. Arkiveret fra originalen 1. oktober 2017. 
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Mars er en rød stjerne. Beskrivelse af området. Atmosfære og klima . galspace.ru - Projekt "Udforskning af solsystemet" . Hentet 29. september 2017. Arkiveret fra originalen 12. oktober 2017.
  5. ↑ Dwayne Brown, Laurie Cantillo, Nancy Neal-Jones, Bill Steigerwald, Jim Scott. NASA-mission afslører hastigheden af ​​solvinden, der fjerner Mars-atmosfæren  . NYHEDER . NASA (5. november 2015). Hentet 22. september 2018. Arkiveret fra originalen 9. januar 2019.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Maxim Zabolotsky. Generel information om Mars atmosfære . Spacegid.com (21/09/2013). Hentet 20. oktober 2017. Arkiveret fra originalen 22. oktober 2017.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 Mars Pathfinder - Videnskabsresultater - Atmosfæriske og meteorologiske egenskaber . nasa.gov . Hentet 20. april 2017. Arkiveret fra originalen 31. december 2009.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 J. L. Fox, A. Dalgarno. Ionisering, lysstyrke og opvarmning af den øvre atmosfære på Mars: [ eng. ] // J Geophys Res. - 1979. - T. 84, no. A12 (1. december). — S. 7315–7333. - doi : 10.1029/JA084iA12p07315 .
  9. ↑ 1 2 3 4 5 Paul Withers, Martin Pätzold, Olivier Witasse. Nye udsigter over Mars  ionosfære . Mars Express . ESA (15. november 2012). Hentet 18. oktober 2017. Arkiveret fra originalen 11. november 2013.
  10. ↑ 1 2 3 4 5 Andrew F Nagy og Joseph M Grebowsky. Nuværende forståelse  af Mars aeronomi ] // Geovidenskabsbreve. - 2015. - Vol. 2, nr. 1 (10. april). - S. 1. - doi : 10.1186/s40562-015-0019-y .
  11. ↑ 1 2 F. Moreno, E. Lellouch, F. Forget, T. Encrenaz, S. Guilloteau, E. Millour. Vindmålinger i Mars' mellematmosfære: IRAM Plateau de Bure interferometriske CO-observationer  : [ eng. ] // Ikaros. - 2009. - T. 201, no. 2 (juni). — S. 549–563. - doi : 10.1016/j.icarus.2009.01.027 .
  12. ↑ Jakosky BM et al. Mars-atmosfæren og flygtig evolution (MAVEN) mission: [ eng. ] // Rumvidenskabsanmeldelser. - 2015. - T. 195, no. 1-4 (december). — s. 3–48. - doi : 10.1007/s11214-015-0139-x .
  13. ↑ 1 2 Owen, T., K. Biemann, D. R. Rushneck, J. E. Biller, D. W. Howarth og A. L. Lafleur. Atmosfærens sammensætning ved Mars overflade: [ eng. ] // J. Geophys. Res.. - 1977. - T. 82 (30. september). — S. 4635–4639. - doi : 10.1029/JS082i028p04635 .
  14. ↑ Heather B. Franz, Melissa G. Trainer, Michael H. Wong, Paul R. Mahaffy, Sushil K. Atreya, Heidi LK Manning, Jennifer C. Stern. Reevalueret Mars atmosfæriske blandingsforhold fra massespektrometeret på Curiosity-roveren. Plan Space Sci  : [ eng. ] // Planet- og rumvidenskab. - 2015. - T. 109 (maj). — S. 154–158. - doi : 10.1016/j.pss.2015.02.014 .
  15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Kuzmin R. O., Galkin I. N. Atmosphere of Mars // Hvordan Mars fungerer . - Moscow: Knowledge, 1989. - T. 8. - 64 s. — (Kosmonautik, astronomi). - 26.953 eksemplarer.  — ISBN 5-07000280-5 .
  16. ↑ Chapman S. Termosfæren – Jordens yderste atmosfære : [ eng. ]  / Ratcliffe JA (red). - New York: Academic Press, 1960. - Bog. Fysik af den øvre atmosfære. — S. 1–2.
  17. ↑ NM Schneider, et. al. MAVEN IUVS observationer af følgerne af Comet Siding Spring meteorregn på Mars  : [ eng. ] // Geofys. Res. Lett.. - 2015. - T. 42, no. 12 (28. juni). - S. 4755-4761. - doi : 10.1002/2015GL063863 .
  18. ↑ NASAs MAVEN-mission afslører, at Mars har metal i sin atmosfære , Joint Release , American Geophysical Union (10. april 2017). Arkiveret fra originalen den 14. oktober 2017. Hentet 13. oktober 2017.
  19. ↑ Mars var rig på ilt for 4 milliarder år siden, fandt forskerne | RIA Novosti . Hentet 21. juni 2013. Arkiveret fra originalen 23. december 2015.
  20. ↑ L. Maltagliati, F. Montmessin, A. Fedorova, O. Korablev, F. Forget, J.-L. Bertaux. Bevis for vanddamp over mætning i Mars atmosfære  : [ eng. ] // Videnskab. - 2011. - T. 333, no. 6051 (30. september). - S. 1868-1871. - doi : 10.1126/science.1207957 .
  21. ↑ Webster CR et al. Mars methan detektion og variabilitet ved Gale krater  : [ eng. ] // Videnskab. - 2015. - T. 347, no. 6220 (23. januar). — S. 415–417. - doi : 10.1126/science.1261713 .
  22. ↑ Al metan forsvandt på mystisk vis fra Mars atmosfære: videnskabsmænd er forvirrede Arkivkopi af 19. december 2018 på Wayback Machine // Popular Mechanics , december 2018
  23. ↑ Mars fandt tegn på liv // Tape. Ru , 23. juni 2019
  24. ↑ In Search of Life Arkiveret 2. juni 2021 på Wayback Machine 27. maj 2021
  25. ↑ Oleg Korablev et al. Ingen påvisning af metan på Mars fra tidlige ExoMars Trace Gas Orbiter-observationer Arkiveret 26. maj 2021 på Wayback Machine , 10. april 2019
  26. ↑ ExoMars orbiter fortsætter jagten på nøgletegn på liv på Mars Arkiveret 2. august 2021 på Wayback Machine , 20/07/2021
  27. ↑ Villanueva GL, Mumma MJ, Novak R E. En følsom søgning efter organiske stoffer (CH 4 , CH 3 OH, H 2 CO, C 2 H 6 , C 2 H 2 , C 2 H 4 ), hydroperoxyl (HO 2 ), nitrogenforbindelser (N 2 O, NH 3 , HCN) og klorarter (HCl, CH 3 Cl) på Mars ved brug af jordbaseret højopløsnings infrarød spektroskopi: [ eng. ] // Ikaros. - 2013. - T. 223, no. 1 (marts). — S. 11–27. - doi : 10.1016/j.icarus.2012.11.013 .
  28. ↑ Jerry Coffee. Luft på Mars  . Universet i dag (5. juni 2008). Hentet 31. juli 2017. Arkiveret fra originalen 31. juli 2017.
  29. ↑ Der er meget vanddamp i atmosfæren på Mars , infuture.ru  (13. juni 2013). Arkiveret fra originalen den 16. december 2013. Hentet 30. september 2017.
  30. ↑ Nancy Atkinson . SNEN FALDER FRA MARTIANSKYER , Universe Today  (29. september 2008). Arkiveret fra originalen den 31. august 2017. Hentet 30. august 2017.
  31. ↑ Ivan Umnov . Vand på Mars: Skyer og snefald , Stjernemission - nyheder om astronomi og astrofysik  (07/06/2009). Arkiveret fra originalen den 22. oktober 2017. Hentet 20. oktober 2017.
  32. ↑ Aymeric Spiga, David P. Hinson, Jean-Baptiste Madeleine, Thomas Navarro, Ehouarn Millour, François Forget & Franck Montmessin. Snenedbør på Mars drevet af sky-induceret natkonvektion: [ eng. ] // Natur Geoscience. - 2017. - T. 10 (21. august). — S. 652–657. - doi : 10.1038/ngeo3008 .
  33. ↑ Korolev, Vladimir . Microburst snestorme forudsagt på Mars , N+1  (23. august 2017). Arkiveret fra originalen den 31. august 2017. Hentet 30. august 2017.
  34. ↑ 1 2 M. T. Lemmon et. al. Atmosfæriske billeddannelsesresultater fra Mars Exploration Rovers: Spirit and Opportunity: [ eng. ] // Videnskab. - 2004. - T. 306, udg. 5702 (3. december). - S. 1753-1756. - doi : 10.1126/science.1104474 .
  35. ↑ Brain, DA, JS Halekas, LM Peticolas, RP Lin, JG Luhmann, DL Mitchell, GT Delory, SW Bougher, MH Acuña og H. Rème. Om oprindelsen af ​​nordlys på Mars: [ eng. ] // Geofys. Res. Lett.. - 2006. - T. 33, no. 1 (16. januar). - S. L01201. - doi : 10.1029/2005GL024782 .
  36. ↑ Vadim Baybikov. Forskere har fundet ud af, hvorfor der er et nordlys på Mars (utilgængeligt link) . 24space.ru - Nyheder om rummet og astronautik (9. november 2015). Hentet 17. oktober 2017. Arkiveret fra originalen 18. oktober 2017. 
  37. ↑ Bertaux JL et al. Opdagelse af et nordlys på Mars: [ eng. ] // Natur. - 2005. - T. 435, udg. 7043 (9. juni). — S. 790–794. - doi : 10.1038/nature03603 .
  38. ↑ Sarah Ramsey . NASA-rumfartøjet registrerer Aurora og mystisk støvsky omkring Mars , NASA (18. marts 2015). Arkiveret fra originalen den 29. april 2017. Hentet 2. oktober 2017.
  39. ↑ Kristina Ulasovich . Soludbrud fik Mars til at gløde , N+1  (02. oktober 2017). Arkiveret fra originalen den 3. oktober 2017. Hentet 2. oktober 2017.
  40. ↑ Tony Greicius . Stor solstorm gnister globalt Aurora og fordobler strålingsniveauer på Mars-overfladen , NASA (29. september 2017). Arkiveret fra originalen den 1. oktober 2017. Hentet 2. oktober 2017.
  41. ↑ Schneider NM et al. Opdagelse af diffus nordlys på Mars  : [ eng. ] // Videnskab. - 2015. - T. 350, no. 6261 (6. november). - S. 6261. - doi : 10.1126/science.aad0313 .
  42. ↑ I jordens atmosfære når støv ikke sådanne højder, da det vaskes ud på grund af kondensering af fugt på det selv i troposfæren
  43. ↑ B. Sánchez-Cano, M. Lester, O. Witasse, SE Milano, BES Hall, P.-L. Blelli, SM Radicella, DD Morgan. Bevis for skalahøjdevariationer i Mars ionosfære over solcyklussen  : [ eng. ] // J. Geophys. Res. (Rumfysik). - 2015. - T. 120, no. 12 (december). — S. 10.913–10.925. - doi : 10.1002/2015JA021949 .